Evrenin yaşını, şeklini ve büyüklüğünü etkileyen soruya kozmolojide hala net bir cevap yok ve sonluluğu konusunda da bir fikir birliği yok. Çünkü evren sonluysa ya büzülmeli ya da genişlemelidir. Sonsuz olması durumunda birçok varsayım anlamını yitirir.

1744'te astronom J.F. Shezo, evrenin varlığından şüphe eden ilk kişiydi.

Sonsuzdur: yıldızların sayısının sınırı yoksa, o zaman gökyüzü neden parlamaz ve neden karanlık? 1823'te G. Albes, uzak yıldızlardan Dünya'ya gelen ışığın, yoluna çıkan madde tarafından soğurulması nedeniyle zayıflaması gerektiği gerçeğiyle Evrenin sınırlarının varlığını savundu. Ancak bu durumda, bu maddenin kendisi ısıtılmalı ve herhangi bir yıldızdan daha kötü parlamamalıdır. onayını şurada buldu modern bilim boşluğun "hiç" olduğunu iddia eden, ancak aynı zamanda gerçek fiziksel özellikler... Tabii ki, bir vakum tarafından absorpsiyon, sıcaklığında bir artışa yol açar, bu da vakumun ikincil bir radyasyon kaynağı haline gelmesiyle sonuçlanır. Bu nedenle, eğer Evrenin boyutları gerçekten sonsuzsa, o zaman sınır mesafeye ulaşan yıldızların ışığı o kadar güçlü bir kırmızıya kaymaya sahiptir ki, boşluğun arka plan (ikincil) radyasyonu ile birleşmeye başlar.

Aynı zamanda, Mesafenin kendisi, ışık kozmik ufkunun sınırı olan 24 Gigaparsex'te sonlu olduğu için, insanlık tarafından gözlemlenenlerin sonlu olduğunu söyleyebiliriz. Ancak giderek artması nedeniyle evrenin sonu 93 milyar uzaktadır.

Çoğu önemli sonuç kozmoloji, evrenin genişlemesi gerçeğiydi. Kırmızıya kayma gözlemlerinden elde edildi ve ardından Hubble yasasına göre nicelleştirildi. Bu, bilim adamlarının Big Bang teorisinin doğrulandığı sonucuna varmasına neden oldu. NASA'ya göre,

Büyük Patlama anından itibaren WMAP yardımıyla elde edilen bu süre 13,7 milyar yıla eşittir. Ancak bu sonuç ancak analizin temelini oluşturan modelin doğru olduğu varsayılırsa mümkündür. Diğer tahmin yöntemleri kullanıldığında ise tamamen farklı veriler elde edilmektedir.

Evrenin yapısına değinerek, formu hakkında söylenemez. Şimdiye kadar, imajını en iyi temsil edecek üç boyutlu bir figür bulunamadı. Bu karmaşıklık, Evrenin düz olup olmadığının hala tam olarak bilinmemesinden kaynaklanmaktadır. İkinci yön, çoklu bağlantıları hakkında kesin olarak bilinmediği gerçeğiyle bağlantılıdır. Buna göre, Evrenin boyutları uzaysal olarak sınırlıysa, düz bir çizgide ve herhangi bir yönde hareket ederken kendinizi başlangıç ​​noktasında bulabilirsiniz.

Gördüğümüz gibi, teknolojik ilerleme henüz Evrenin yaşı, yapısı ve büyüklüğü ile ilgili soruları doğru bir şekilde cevaplayacak seviyeye ulaşmadı. Şimdiye kadar kozmolojideki birçok teori doğrulanmadı, ancak çürütülmedi.

Portal sitesi bilgi kaynağı, Uzay ile ilgili birçok yararlı ve ilginç bilgi edinebileceğiniz yer. Her şeyden önce, bizim ve diğer Evrenlerimiz hakkında konuşacağız, gök cisimleri, kara delikler ve dış uzayın bağırsaklarındaki fenomenler.

Var olan her şeyin, maddenin, tek tek parçacıkların ve bu parçacıklar arasındaki boşluğun toplamına Evren denir. Bilim adamlarına ve astrologlara göre evrenin yaşı yaklaşık 14 milyar yıldır. Evrenin görünür kısmı yaklaşık 14 milyar ışıkyılı büyüklüğündedir. Bazıları ise evrenin 90 milyar ışıkyılı genişliğinde olduğunu iddia ediyor. Bu tür mesafelerin hesaplanmasında daha fazla kolaylık sağlamak için, parsek değerini kullanmak gelenekseldir. Bir parsek, 3.2616 ışık yılına eşittir, yani bir parsek, Dünya'nın yörüngesinin ortalama yarıçapının bir yay saniyelik bir açıyla görüntülendiği mesafedir.

Bu göstergelerle donanmış olarak, bir nesneden diğerine kozmik mesafeyi hesaplayabilirsiniz. Örneğin, gezegenimizden Ay'a olan mesafe 300.000 km veya 1 ışık saniyesidir. Sonuç olarak, Güneş'e olan bu mesafe 8.31 ışık dakikasına kadar çıkıyor.

İnsanlar tarihleri ​​boyunca Kozmos ve Evren ile ilgili bilmeceleri çözmeye çalışmışlardır. Portal sitesinin makalelerinde sadece Evren hakkında değil, aynı zamanda çalışmasına yönelik modern bilimsel yaklaşımlar hakkında da bilgi edinebilirsiniz. Tüm materyaller en gelişmiş teorilere ve gerçeklere dayanmaktadır.

Evrenin çok sayıda içerdiğine dikkat edilmelidir. insanlar tarafından bilinirçeşitli nesneler. Bunlar arasında en yaygın olarak bilinenleri gezegenler, yıldızlar, uydular, kara delikler, asteroitler ve kuyruklu yıldızlardır. Şu anda gezegenler hakkında, hepsinden daha açık, çünkü onlardan birinde yaşıyoruz. Bazı gezegenlerin kendi uyduları vardır. Yani, Dünya'nın kendi uydusu var - Ay. Gezegenimize ek olarak, güneşin etrafında dönen 8 tane daha var.

Kozmos'ta birçok yıldız var, ancak hiçbiri birbirine benzemiyor. Farklı sıcaklıklara, boyutlara ve parlaklığa sahiptirler. Tüm yıldızlar farklı olduğundan, aşağıdaki gibi sınıflandırılırlar:

Beyaz cüceler;

devler;

süperdevler;

nötron yıldızları;

kuasarlar;

Pulsarlar.

Bildiğimiz en yoğun madde kurşundur. Bazı gezegenlerde, kendi maddelerinin yoğunluğu, kurşun yoğunluğundan binlerce kat daha fazla olabilir ve bu da bilim adamları için pek çok soru işareti oluşturmaktadır.

Tüm gezegenler Güneş'in etrafında döner, ancak aynı zamanda sabit durmaz. Yıldızlar, sırayla henüz bilmediğimiz bir merkezin etrafında dönen kümeler halinde toplanabilir. Bu kümelere galaksiler denir. Galaksimizin adı Samanyolu. Bugüne kadar yapılan tüm araştırmalar bunu söylüyor. çoğu galaksilerin yarattığı madde hala insanlar için görünmez. Bu nedenle karanlık madde olarak adlandırıldı.

Galaksilerin merkezleri en ilginç olarak kabul edilir. Bazı gökbilimciler, galaksinin olası merkezinin Kara Delik olduğuna inanıyor. Bu, bir yıldızın evrimi sonucu oluşan eşsiz bir olgudur. Ama şimdiye kadar bütün bunlar sadece teoriler. Deneme veya araştırma benzer fenomenler henüz mümkün değil.

Galaksilere ek olarak, Evren nebulalar (gaz, toz ve plazmadan oluşan yıldızlararası bulutlar), Evrenin tüm alanına nüfuz eden kalıntı radyasyon ve diğer pek çok az bilinen ve hatta genel olarak bilinmeyen nesneler içerir.

Evrenin ether devresi

Maddi olayların simetrisi ve dengesi, doğadaki yapısal organizasyon ve etkileşimin ana ilkesidir. Ayrıca, her biçimde: yıldız plazması ve maddesi, dünya ve salınan eterler. Bu tür fenomenlerin tüm özü, çoğu görünmez eter tarafından temsil edilen etkileşim ve dönüşümlerinden oluşur. Ayrıca kalıntı radyasyon denir. Bu, 2,7 K sıcaklığa sahip bir mikrodalga kozmik arka plan radyasyonudur. Evreni dolduran her şeyin temel ilkesinin bu titreşen eter olduğuna dair bir görüş var. Eter dağılımının anizotropisi, görünmez ve görünür alanın farklı alanlarındaki hareketinin yönleri ve yoğunluğu ile ilişkilidir. Çalışmanın ve araştırmanın tüm zorluğu, gazlarda, plazmalarda ve maddenin sıvılarında türbülanslı süreçleri çalışmanın zorluklarıyla oldukça karşılaştırılabilir.

Neden birçok bilim insanı evrenin çok boyutlu olduğuna inanıyor?

Laboratuarlarda ve Kozmos'un kendisinde deneyler yaptıktan sonra, herhangi bir nesnenin konumunun zaman ve üç uzamsal koordinat ile tanımlanabileceği Evrende yaşadığımız varsayılabilecek veriler elde edildi. Bu nedenle, evrenin dört boyutlu olduğu varsayımı ortaya çıkar. Bununla birlikte, temel parçacıklar ve kuantum yerçekimi teorileri geliştiren bazı bilim adamları, çok sayıda boyutun varlığının basitçe gerekli olduğu sonucuna varabilirler. Evrenin bazı modelleri, 11 boyut kadar çoğunu dışlamaz.

Unutulmamalıdır ki, varlığı çok boyutlu evren muhtemelen yüksek enerjili fenomenlerle - kara delikler, büyük patlamalar, avcılar. En azından bu önde gelen kozmologların fikirlerinden biridir.

Genişleyen evren modeli genel göreliliğe dayanmaktadır. Kırmızıya kayma yapısını yeterince açıklamak önerildi. Genişleme, Big Bang ile aynı zamanda başladı. Durumu, üzerine noktaların - ekstragalaktik nesnelerin - uygulandığı şişirilmiş bir lastik topun yüzeyi ile gösterilmektedir. Böyle bir balon şişirildiğinde, konumundan bağımsız olarak tüm noktaları birbirinden uzaklaşır. Teoriye göre evren ya sonsuz genişleyebilir ya da büzülebilir.

Evrenin Baryon asimetrisi

Evrende, tüm antiparçacık sayısı boyunca temel parçacıkların sayısında önemli bir artış gözlemlenmesine baryon asimetrisi denir. Baryonlar, nötronları, protonları ve diğer bazı kısa ömürlü temel parçacıkları içerir. Bu dengesizlik, yok olma çağında, yani Büyük Patlama'dan üç saniye sonra meydana geldi. Bu noktaya kadar baryon ve antibaryon sayıları birbirine karşılık geliyordu. Temel antiparçacıkların ve parçacıkların kütle imhası sırasında, çoğu çiftler halinde birleşti ve kayboldu, böylece elektromanyetik radyasyona yol açtı.

Portal sitesinde Evrenin Çağı

Modern bilim adamları, evrenimizin yaklaşık 16 milyar yaşında olduğuna inanıyor. Asgari yaşın 12-15 milyar yıl olduğu tahmin edilmektedir. Galaksimizdeki en eski yıldızlardan gelen minimum itme. Gerçek yaşı ancak Hubble yasasının yardımıyla belirlenebilir, ancak gerçek kesin anlamına gelmez.

Görünürlük ufku

Işığın Evrenin tüm varlığı boyunca hareket ettiği eşit yarıçaplı bir küreye görünürlük ufku denir. Ufkun varlığı, evrenin genişlemesi ve daralması ile doğru orantılıdır. Friedmann'ın kozmolojik modeline göre, Evren yaklaşık 15-20 milyar yıl önce tekil bir mesafeden genişlemeye başladı. Her zaman için, ışık genişleyen Evrende kalan mesafeyi, yani 109 ışıkyılı boyunca seyahat eder. Bu nedenle, genişleme sürecinin başlangıcından sonra t0 anının her gözlemcisi, o anda yarıçapı I olan bir küre tarafından sınırlanan küçük bir parçayı gözlemleyebilir.Şu anda bu sınırın dışında kalan cisimler ve nesneler, prensip olarak gözlemlenemez. Onlardan yansıyan ışığın gözlemciye ulaşmak için zamanı yoktur. Genişletme işleminin başlangıcında ışık çıksa bile bu mümkün değildir.

Erken Evrendeki soğurma ve saçılma nedeniyle, yüksek yoğunluk göz önüne alındığında, fotonlar serbest bir yönde yayılamazlardı. Bu nedenle, gözlemci yalnızca Evrenin çağında radyasyona karşı şeffaf görünen radyasyonu sabitleyebilir. Bu dönem, t "300.000 yıl, maddenin yoğunluğu r" 10-20 g / cm3 ve hidrojen rekombinasyon anı ile belirlenir. Yukarıdakilerden, kaynak galakside ne kadar yakınsa, onun için kırmızıya kayma değeri o kadar büyük olur.

Büyük patlama

Evrenin başlangıç ​​anına Büyük Patlama denir. Bu kavram, başlangıçta tüm enerjinin ve tüm maddenin bulunduğu bir noktanın (tekillik noktası) olduğu gerçeğine dayanmaktadır. Özelliğin temeli, maddenin yüksek yoğunluğu olarak kabul edilir. Bu tekillikten önce ne olduğu bilinmiyor.

5*10-44 saniye (1. zaman kuantumunun bittiği an) başlangıcından önce meydana gelen olay ve koşullarla ilgili kesin bir bilgi yoktur. O dönemin fiziksel terimleriyle, yalnızca sıcaklığın yaklaşık 1096 kg / m3 madde yoğunluğu ile yaklaşık 1.3 * 1032 derece olduğu varsayılabilir. Bu değerler, mevcut fikirlerin uygulanması için sınırdır. Yerçekimi sabiti, ışık hızı, Boltzmann ve Planck sabitlerinin oranı nedeniyle ortaya çıkarlar ve "Planck" olarak adlandırılırlar.

10-36 saniye boyunca 5* 10-44 ile ilişkilendirilen bu olaylar, "enflasyonist Evren" modelini yansıtmaktadır. 10-36 saniyelik an "sıcak Evren" modeli olarak adlandırılır.

1-3 ila 100-120 saniye arasındaki sürede, helyum çekirdekleri ve akciğerlerin geri kalanının az sayıda çekirdeği oluştu. kimyasal elementler... O andan itibaren gazda hidrojen %78, helyum %22 oranı kurulmaya başlandı. Bir milyon yıl önce, Evrendeki sıcaklık 3000-45000 K'ye düşmeye başladı, rekombinasyon dönemi başladı. Daha önce, serbest elektronlar hafif protonlar ve atom çekirdeği ile birleşmeye başladı. Helyum, hidrojen ve az sayıda lityum atomu atomları ortaya çıkmaya başladı. Olmuş şeffaf madde ve hala gözlemlenen radyasyon ondan kopmuştur.

Evrenin varlığının sonraki milyar yılı, sıcaklığın 3000-45000 K'dan 300 K'ye düşmesiyle belirlendi. Evren için bu dönem, bilim adamları henüz elektromanyetik radyasyon kaynaklarının ortaya çıkmaması nedeniyle "Karanlık Çağ" olarak adlandırdılar. . Aynı dönemde, orijinal gazların karışımının homojen olmayanları, yerçekimi kuvvetlerinin etkisiyle sıkıştırılmıştır. Bu süreçleri bir bilgisayarda simüle eden gökbilimciler, bunun Güneş'in kütlesinden milyonlarca kat daha büyük dev yıldızların ortaya çıkmasına geri dönülmez bir şekilde yol açtığını gördüler. Böylesine büyük bir kütle nedeniyle, bu yıldızlar inanılmaz derecede yüksek sıcaklıklara kadar ısındılar ve on milyonlarca yıl boyunca evrimleştiler ve ardından süpernova gibi patladılar. Yüksek sıcaklıklara kadar ısınan bu tür yıldızların yüzeyleri güçlü akımlar yarattı. morötesi radyasyon... Böylece yeniden iyonlaşma dönemi başladı. Bu tür olayların bir sonucu olarak oluşan plazma, spektral kısa dalga aralıklarında elektromanyetik radyasyonu güçlü bir şekilde dağıtmaya başladı. Bir anlamda, evren kalın bir sise dalmaya başladı.

Bu devasa yıldızlar, evrendeki lityumdan çok daha ağır olan kimyasal elementlerin ilk kaynakları oldu. Bu atomların çekirdeklerini içeren 2. neslin uzay nesneleri oluşmaya başladı. Bu yıldızlar, ağır atomların karışımlarından oluşmaya başladı. Galaksiler arası ve yıldızlararası gazların atomlarının çoğunun tekrarlanan bir tür rekombinasyonu vardı ve bu da elektromanyetik radyasyon için yeni bir uzay şeffaflığına yol açtı. Evren tam olarak şu anda gözlemleyebildiğimiz şey haline geldi.

Web sitesi portalında Evrenin gözlemlenebilir yapısı

Gözlenen kısım uzamsal olarak homojen değildir. Çoğu gökada kümesi ve bireysel gökada, hücresel veya bal peteği yapısını oluşturur. Birkaç megaparsek kalınlığında hücre duvarları oluştururlar. Bu hücrelere "boşluk" denir. Büyük bir boyut, onlarca megaparsek ile karakterize edilirler ve aynı zamanda içlerinde elektromanyetik radyasyon bulunan hiçbir madde yoktur. Evrenin toplam hacminin yaklaşık %50'si "boşlukların" payına düşer.

Talimatlar

“Yıldızlarla dolu bir uçurum açıldı; yıldızlar sayısız, uçurumun dibi, ”diye yazdı dahi Rus bilim adamı Mikhail Vasilyevich Lomonosov şiirlerinden birinde. Bu, evrenin sonsuzluğunun şiirsel bir ifadesidir.

Gözlemlenebilir Evrenin "varlığının" yaşı yaklaşık 13.7 milyar Dünya yılıdır. "Dünyanın kenarından" uzak galaksilerden gelen ışık, 14 milyar yıldan fazla bir süredir Dünya'ya seyahat ediyor. Evrenin çapsal boyutlarının yaklaşık 13.7 çarpı iki, yani 27,4 milyar ışıkyılı ise hesaplanabileceği ortaya çıkıyor. Küresel model, yaklaşık 78 milyar ışıkyılı radyal büyüklüğe ve 156 milyar ışıkyılı çapa sahiptir. Bu biri en son sürümler Amerikalı bilim adamları, uzun yıllar süren astronomik gözlem ve hesaplamaların sonucu.

Gözlemlenebilir evrende bizimki gibi 170 milyar galaksi var. Bizimki, adeta dev bir topun ortasında. En uzak uzay nesnelerinden kalıntı ışık görülebilir - insanlık açısından fevkalade eski. Eğer uzay-zaman sistemine çok derinden girerseniz, Dünya gezegeninin gençliğini görebilirsiniz.

Dünya'dan gözlemlenen aydınlık uzay nesneleri için sınırlı bir yaş sınırı vardır. hesaplayarak yaş sınırı Bilim adamları, ışığın onlardan Dünya'nın yüzeyine kadar olan mesafeyi kat etmesi için geçen süreyi bilerek ve okuldan bilinen S = Vxt (yol = hız çarpı zaman) formülüne göre ışık hızı sabitini bilerek, bilim adamları belirlediler. gözlemlenebilir Evrenin olası boyutları ...

Evreni üç boyutlu bir top olarak temsil etmek, evreni modellemenin tek yolu değildir. Evrenin üç değil sonsuz sayıda boyutu olduğunu öne süren hipotezler vardır. Bir yuvalama bebeği gibi, sonsuz sayıda iç içe ve aralıklı küresel oluşumlardan oluştuğu versiyonları vardır.

Evrenin çeşitli kriterlere ve farklı koordinat eksenlerine göre tükenmez olduğu varsayımı vardır. İnsanlar, maddenin en küçük parçacığını bir "ceset", sonra bir "molekül", sonra bir "atom", sonra "protonlar ve elektronlar" olarak düşündüler, sonra hiç temel olmadığı ortaya çıkan temel parçacıklardan bahsetmeye başladılar. , kuanta, nötrinolar ve kuarklar hakkında ... Ve hiç kimse bir sonraki Evrenin maddenin bir sonraki süpermikro-parçacığının içinde yer almadığını garanti edemez. Ve bunun tersi - görünür Evren, sadece Süper-Mega-Evren'in maddesinin bir mikroparçacığı değil, büyüklüğü bile hayal etmesi ve hesaplaması için kimseye verilmemiş, çok büyükler.

0 👁 1 360

Kozmosun ölçeğini hayal etmek zor ve kesin olarak belirlemek daha da zor. Ancak fizikçilerin parlak tahminleri sayesinde kozmosun ne kadar büyük olduğu konusunda iyi bir fikre sahip olduğumuzu düşünüyoruz. Amerikalı astronom Harlow Shapley, 1920'de Washington DC'de bir dinleyici kitlesine böyle bir davette bulunarak "Biraz dolaşalım" dedi. Meslektaşı Heber Curtis ile birlikte Evren ölçeğinde sözde Büyük Tartışmaya katıldı.

Shapley, galaksimizin 300.000 çapında olduğuna inanıyordu. Bu, insanların şimdi düşündüğünden üç kat daha fazla, ancak o zaman için ölçümler oldukça iyiydi. Özellikle, Samanyolu içindeki genel olarak doğru orantılı mesafeleri hesapladı - örneğin merkeze göre konumumuz.

Ancak 20. yüzyılın başında 300.000 ışıkyılı, Shapley'in çağdaşlarının çoğuna saçma geliyordu. Büyük bir sayı... Ve Samanyolu gibi diğerlerinin - içinde görülebilen - aynı derecede büyük olduğu fikri hiç ciddiye alınmadı.

Shapley de Samanyolu'nun özel olması gerektiğine inanıyordu. Dinleyicilerine, "Spiraller mevcut olsa bile, boyut olarak yıldız sistemimizle karşılaştırılamazlar" dedi.

Curtis aynı fikirde değildi. Evrende bizimki gibi dağılmış birçok başka galaksinin olduğunu düşündü ve haklıydı. Ancak başlangıç ​​noktası, Samanyolu'nun Shapley'nin hesapladığından çok daha küçük olduğu varsayımıydı. Curtis'in hesaplamalarına göre, Samanyolu'nun çapı yalnızca 30.000 ışıkyılı idi - ya da mevcut hesaplamaların gösterdiğinden üç kat daha küçüktü.

Üç kat daha fazla, üç kat daha az - o kadar büyük mesafelerden bahsediyoruz ki, bu konuyu yüz yıl önce düşünen astronomların çok yanlış olabileceği oldukça anlaşılabilir.

Bugün Samanyolu'nun 100.000 ila 150.000 ışıkyılı arasında bir yerde olduğundan oldukça eminiz. Gözlemlenebilir evren, elbette, çok, çok, çok daha fazlasıdır. Genişliğinin 93 milyar ışıkyılı olduğuna inanılıyor. Ama neden bu kadar güven? Böyle bir şeyi nasıl ölçebilirsin ki?

Copernicus, Dünya'nın merkez olmadığını belirttiğinden beri, evrenin ne olduğuna ve özellikle ne kadar büyük olabileceğine dair fikirlerimizi yeniden yazmakta her zaman zorlandık. Bugün bile, göreceğimiz gibi, tüm evrenin yakın zamanda düşündüğümüzden çok daha büyük olabileceğine dair yeni kanıtlar topluyoruz.

Austin'deki Texas Üniversitesi'nde astronom olan Caitlin Casey, evreni inceliyor. Gökbilimcilerin yalnızca Dünya'dan güneş sistemimizdeki diğer cisimlere olan mesafeyi değil, aynı zamanda galaksiler arasındaki uçurumları ve hatta gözlemlenebilir evrenin en sonuna kadar olan mesafeyi hesaplamak için bir dizi ustaca araç ve ölçüm sistemi geliştirdiğini söylüyor.

Hepsini ölçmeye yönelik adımlar, astronomideki mesafe ölçeğinde geçiyor. Bu ölçeğin ilk basamağı oldukça basittir ve bugünlerde modern teknolojiye dayanmaktadır.

Casey, "Güneş sistemindeki en yakın radyo dalgalarını sektirebilir ve bu dalgaların Dünya'ya dönmesi için geçen süreyi ölçebiliriz" diyor. "Ölçümler bu nedenle çok doğru olacaktır."

Porto Riko'dakiler gibi büyük radyo teleskopları bu işi yapabilir - ama daha fazlasını da yapabilirler. Örneğin Arecibo, etrafımızda uçmayı algılayabilir. Güneş Sistemi ve hatta radyo dalgalarının asteroit yüzeyinden nasıl yansıdığına bağlı olarak onların görüntülerini bile oluşturabilirsiniz.

Ancak güneş sistemimizin dışındaki mesafeleri ölçmek için radyo dalgalarını kullanmak pratik değildir. Bu kozmik ölçekte bir sonraki adım paralaks ölçümüdür. Farkında bile olmadan bunu her zaman yapıyoruz. İnsanlar, birçok hayvan gibi, iki gözümüz olduğu için kendileriyle nesneler arasındaki mesafeyi sezgisel olarak anlarlar.

Bir nesneyi önünüzde tutarsanız - örneğin bir el - ve bir gözünüz açık ona bakar ve sonra diğer gözünüze geçerseniz, elinizin hafifçe hareket ettiğini görürsünüz. Buna paralaks denir. Bu iki gözlem arasındaki fark, nesneye olan mesafeyi belirlemek için kullanılabilir.

Beynimiz bunu her iki gözden gelen bilgilerle doğal olarak yapar ve astronomlar da yakındaki yıldızlarla aynı şeyi sadece diğer duyuları kullanarak yapar: teleskoplar.

Güneşimizin her iki tarafında uzayda yüzen iki göz olduğunu hayal edin. Dünyanın yörüngesi sayesinde bu gözlere sahibiz ve bu yöntemle yıldızların arka plandaki nesnelere göre yer değiştirmesini gözlemleyebiliyoruz.

Casey, "Gökyüzündeki yıldızların konumunu, diyelim ki Ocak ayında ölçüyoruz ve sonra altı ay bekleyip aynı yıldızların konumunu, kendimizi güneşin diğer tarafında bulduğumuz Temmuz ayında ölçüyoruz" diyor.

Ancak, nesnelerin zaten çok uzakta olduğu bir eşik var - yaklaşık 100 ışıkyılı - gözlemlenen yer değiştirme yararlı bir hesaplama sağlamak için çok küçük. Bu mesafede, hala kendi galaksimizin kenarından uzakta olacağız.

Bir sonraki adım, ana dizi kurulumudur. Ana dizi yıldızları olarak bilinen belirli büyüklükteki yıldızların zaman içinde nasıl geliştiğine dair bilgimizden yararlanır.

İlk olarak, renk değiştirirler ve yaşla birlikte daha kırmızı olurlar. Renklerini ve parlaklıklarını doğru bir şekilde ölçerek ve ardından bunu, trigonometrik paralaks yöntemiyle ölçülen ana dizi yıldızlarına olan uzaklık hakkında bilinenlerle karşılaştırarak, bu daha uzak yıldızların konumunu tahmin edebiliriz.

Bu hesaplamaların arkasındaki ilke, aynı kütle ve yaştaki yıldızların, bizden aynı uzaklıkta olmaları durumunda bize eşit derecede parlak görünecekleridir. Ancak durum genellikle böyle olmadığından, gerçekte ne kadar uzakta olduklarını bulmak için ölçümlerdeki farkı kullanabiliriz.

Bu analiz için kullanılan ana dizi yıldızları " standart mumlar»- boyutunu (veya parlaklığını) matematiksel olarak hesaplayabildiğimiz cisimler. Bu mumlar uzaya dağılmış durumda ve tahmin edilebileceği gibi evreni aydınlatıyor. Ancak ana dizi yıldızları tek örnek değildir.

Parlaklığın mesafeyle nasıl ilişkili olduğuna dair bu anlayış, diğer galaksilerdeki yıldızlar gibi, daha da uzaktaki nesnelere olan mesafeleri anlamamızı sağlar. Temel bir dizi yaklaşımı artık işe yaramayacak çünkü milyonlarca ışıkyılı uzaklıkta olan bu yıldızlardan gelen ışığın doğru bir şekilde analiz edilmesi zor.

Ancak 1908'de Harvard'dan Henrietta Swan Leavitt adlı bir bilim adamı, bu devasa mesafeleri ölçmemize yardımcı olan harika bir keşif yaptı. Swan Leavitt, özel bir yıldız sınıfı olduğunu fark etti -.

Casey, "Belli bir yıldız türünün zaman içinde parlaklığını değiştirdiğini fark etti ve bu yıldızların titreşimindeki parlaklıktaki bu değişiklik, onların doğada ne kadar parlak olduklarıyla doğrudan ilişkili" diyor.

Başka bir deyişle, daha parlak yıldız Cepheid sınıfı, daha sönük olan Cepheid'den daha yavaş (birçok gün içinde) "nabzı atar". Gökbilimciler bir Cepheid'in nabzını kolayca ölçebildikleri için, bir yıldızın ne kadar parlak olduğunu söyleyebilirler. Daha sonra bize ne kadar parlak göründüğünü gözlemleyerek ona olan mesafeyi hesaplayabilirler.

Bu ilke, şu yaklaşıma benzer: ana sıra Bu anlamda parlaklık anahtardır. Ancak, mesafenin çeşitli şekillerde ölçülebilmesi önemlidir. Mesafeleri ne kadar çok ölçersek, kozmik arka bahçelerimizin gerçek ölçeğini o kadar iyi anlayabiliriz.

Harlow Shapley'i büyük boyutuna ikna eden, kendi galaksimizdeki bu tür yıldızların keşfiydi.

1920'lerin başında Edwin Hubble, en yakındaki Cepheidleri keşfetti ve sadece bir milyon ışıkyılı uzaklıkta olduğu sonucuna vardı.

Bugün, en iyi tahminlerimize göre, bu galaksi 2,54 milyon ışıkyılı uzaklıkta. Bu nedenle, Hubble yanılıyordu. Ama bu onun meziyetlerini hiçbir şekilde azaltmaz. Çünkü hala Andromeda'ya olan mesafeyi hesaplamaya çalışıyoruz. 2.54 milyon yıl - bu sayı aslında nispeten yeni hesaplamaların sonucudur.

Şimdi bile, evrenin ölçeğini hayal etmek zor. Bunu çok iyi tahmin edebiliriz, ancak gerçekte galaksiler arasındaki mesafeleri doğru bir şekilde hesaplamak çok zordur. Evren inanılmaz derecede büyük. Ve galaksimiz sınırlı değil.

Hubble ayrıca patlayan tip 1A'nın parlaklığını da ölçtü. Milyarlarca ışıkyılı uzaklıktaki oldukça uzak galaksilerde görülebilirler. Bu hesapların parlaklıkları hesaplanabildiğinden, Sefeidlerde yaptığımız gibi ne kadar uzakta olduklarını belirleyebiliyoruz. Tip 1A süpernovaları ve Cepheidler, gökbilimcilerin standart mum dediği şeye örnektir.

Evrenin gerçekten büyük mesafeleri ölçmemize yardımcı olabilecek başka bir özelliği daha var. Bu kırmızıya kayma.

Bir ambulansın veya polis arabasının sireni vızıldayarak yanınızdan geçtiyse, Doppler etkisine aşinasınızdır. Ambulans yaklaştığında siren tiz bir ses çıkarıyor ve uzaklaştığında siren tekrar kesiliyor.

Aynı şey ışık dalgalarında da olur, sadece küçük bir ölçekte. Uzak cisimlerin ışık spektrumunu analiz ederek bu değişikliği düzeltebiliriz. Tek tek renkler ışık kaynağının içindeki ve çevresindeki elementler tarafından emildiğinden bu spektrumda koyu çizgiler olacaktır - örneğin yıldızların yüzeyleri.

Nesneler bizden ne kadar uzaksa, bu çizgiler spektrumun kırmızı ucuna doğru o kadar uzağa hareket edecektir. Ve bu sadece nesnelerin bizden uzak olması değil, aynı zamanda Evrenin genişlemesi sayesinde zamanla bizden de uzaklaşmaları nedeniyledir. Ve uzaktaki galaksilerden gelen ışığın kırmızıya kaymasını gözlemlemek aslında bize evrenin gerçekten genişlediğine dair kanıt sağlıyor.

YENİ MAKALELER

Yeni yorumlar

Anket

Dünyanın koordinatlarıyla uzaya sinyal göndermemiz gerekiyor mu?

Muhtemelen evrenin sonsuz olduğunu mu düşünüyorsun? Belki bu yüzden. Bunu kesin olarak bilmemiz pek olası değil. Bir bakışta tüm evrenimizi kaplamak mümkün olmayacaktır. Birincisi, bu gerçek, evrenin deyim yerindeyse kendi doğum gününe sahip olduğunu iddia eden "büyük patlama" kavramından ve ikinci olarak da ışık hızının temel bir sabit olduğu varsayımından kaynaklanmaktadır. Şimdiye kadar, 13,8 milyar yaşındaki evrenin gözlemlenebilir kısmı, her yöne doğru 46,1 milyar ışıkyılı mesafeye genişledi. Soru ortaya çıkıyor: 13,8 milyar yıl önce evrenin büyüklüğü neydi? Bu soru Joe Muscarella tarafından soruldu. İşte ne yazıyor:

“Kozmik şişme döneminin bitiminden kısa bir süre sonra evrenimizin büyüklüğünün ne olduğu sorusuna farklı cevaplar gördüm (kozmik şişme - Big Bang'den önceki aşama - yaklaşık Çev.). Bir kaynakta - 0.77 santimetre, diğerinde - bir futbol topunun boyutu ve üçüncüsünde - gözlemlenebilir evrenin boyutundan daha büyük olduğu belirtiliyor. Yani hangisi? Ya da belki bir tür orta seviye?"

Bağlam

Büyük Patlama ve Kara Delik

Evren İnsanı Nasıl Yarattı?

Bir teleskopla uzak galaksileri gözlemlediğimizde, bazı parametrelerini belirleyebiliriz, örneğin aşağıdakiler:

- kırmızıya kayma (yani, yaydıkları ışığın eylemsiz referans çerçevesine göre ne kadar kaydığı);

- nesnenin parlaklığı (yani uzaktaki bir nesneden yayılan ışık miktarını ölçmek);

Nesnenin köşe yarıçapıdır.

Bu parametreler çok önemlidir, çünkü ışığın hızını (bildiğimiz birkaç parametreden biri) ve ayrıca gözlenen nesnenin parlaklığını ve boyutlarını (bu parametreleri de biliyoruz) bilirsek, o zaman mesafeyi belirleyebiliriz. nesnenin kendisine.

Aslında, nesnenin parlaklığının ve boyutlarının yalnızca yaklaşık özellikleriyle yetinmek gerekir. Bir astronom uzak bir galakside bir süpernova patlaması gözlemlerse, o zaman parlaklığını ölçmek için civarda bulunan diğer süpernovaların karşılık gelen parametreleri kullanılır; Bu süpernovaların patladığı koşulların benzer olduğunu ve gözlemci ile uzay nesnesi arasında herhangi bir girişim olmadığını varsayıyoruz. Gökbilimciler, bir yıldızın gözlemini belirleyen aşağıdaki üç faktör türünü ayırt eder: yıldız evrimi (nesneler arasındaki yaş ve mesafeye bağlı olarak fark), dışsal bir faktör (gözlenen nesnelerin gerçek koordinatları varsayımsal olanlardan önemli ölçüde farklıysa) ve girişim faktörü (örneğin, ışığın iletimi toz gibi parazitlerden etkilenirse) - ve bu, diğer faktörlerin yanı sıra bizim için bilinmeyen bir şeydir.

Gözlenen nesnenin parlaklığını (veya boyutunu) "parlaklık / mesafe" oranını kullanarak ölçerek, nesnenin gözlemciye olan mesafesini belirleyebilirsiniz. Ayrıca, cismin kırmızıya kaymasının özelliklerine göre, cisimden gelen ışığın Dünya'ya ulaştığı süre boyunca evrenin genişleme ölçeğini belirlemek mümkündür. Einstein'ın genel görelilik teorisinin bahsettiği madde-enerji ve uzay-zaman ilişkisini kullanarak, şu anda evrende var olan çeşitli madde ve enerji biçimlerinin her türlü kombinasyonunu düşünmek mümkündür.

Ama hepsi bu değil!

Evrenin hangi parçalardan oluştuğunu biliyorsanız, ekstrapolasyon kullanarak evrenin boyutunu belirleyebilir, ayrıca evrenin evriminin herhangi bir aşamasında neler olduğunu ve o sırada enerji yoğunluğunun ne olduğunu öğrenebilirsiniz. Bildiğiniz gibi, evren aşağıdakilerden oluşur: bileşen parçaları:

- %0.01 - radyasyon (fotonlar);

- %0,1 - nötrinolar (fotonlardan daha ağır, ancak elektronlardan bir milyon kat daha hafif);

- %4,9 - gezegenler, yıldızlar, galaksiler, gaz, toz, plazma ve kara delikler dahil ortak madde;

- %27 - karanlık madde, yani. ona katılan bu tür yerçekimi etkileşimi ama tüm parçacıklardan farklı Standart Model;

- %68 - evrenin genişlemesine neden olan karanlık enerji.

Gördüğünüz gibi karanlık enerji önemli bir şey, çok yakın zamanda keşfedildi. Tarihinin ilk dokuz milyar yılı boyunca, evren esas olarak maddeden (sıradan madde ve karanlık maddenin bir kombinasyonu şeklinde) oluşuyordu. Bununla birlikte, ilk birkaç bin yılda radyasyon (fotonlar ve nötrinolar biçiminde) daha da önemliydi. inşaat malzemesiönemli değil!

Evrenin bu bileşenlerinin (yani radyasyon, madde ve karanlık enerji) her birinin genişleme hızı üzerinde farklı bir etkisi olduğuna dikkat edin. Evrenin 46,1 milyar ışıkyılı uzunluğunda olduğunu bilsek bile, geçmişte herhangi bir zamanda evrenin büyüklüğünü hesaplamak için evriminin her aşamasında onu oluşturan öğelerin tam bileşimini bilmemiz gerekir.

- evren yaklaşık üç yaşındayken Samanyolu'nun çapı yüz bin ışık yılıydı;

- evren bir yaşındayken, şimdi olduğundan çok daha sıcak ve yoğundu; ortalama sıcaklık iki milyon derece Kelvin'i aştı;

- doğumundan bir saniye sonra, evren içinde kararlı çekirdeklerin oluşması için çok sıcaktı; o anda, protonlar ve nötronlar bir sıcak plazma denizinde yüzüyordu. Ek olarak, o zaman, evrenin yarıçapı (Güneş'i dairenin merkezi olarak alırsak), bize en yakın olan mevcut tüm yıldız sistemlerinden sadece yedi tanesi, en uzak olanı tarif edilen daireye sığabilecek kadardı. bu Ross 154 (Ross 154 - Yay takımyıldızında bir yıldız, Güneş'ten 9,69 ışıkyılı uzaklıkta - yaklaşık Şerit);

- evrenin yaşı saniyenin trilyonda biri iken, yarıçapı Dünya'dan Güneş'e olan mesafeyi aşamadı; o çağda evrenin genişleme hızı şimdikinden 1029 kat daha fazlaydı.

Dilerseniz enflasyonun son aşamasında ne olduğunu görebilirsiniz, yani. Big Bang'den hemen önce. Tekillik hipotezi, evrenin doğumunun ilk aşamasındaki durumunu tanımlamak için kullanılabilir, ancak şişme hipotezi sayesinde tekillik tamamen gereksizdir. Tekillik yerine, mevcut evrenin başlangıcına işaret eden sıcak ve yoğun genişleme gerçekleşmeden bir süre önce gerçekleşen evrenin çok hızlı bir şekilde genişlemesinden (yani şişmeden) bahsediyoruz. Şimdi evrenin şişmesinin son aşamasına geçelim (10 ila eksi 30 - 10 ila eksi 35 saniye arasındaki zaman aralığı). Enflasyon durduğunda ve büyük patlama meydana geldiğinde evrenin büyüklüğünün ne olduğunu görelim.

Burada evrenin gözlemlenebilir kısmından bahsediyoruz. Gerçek boyutu kesinlikle çok daha büyük, ama ne kadar olduğunu bilmiyoruz. Mümkün olan en iyi tahminde (Sloan Dijital Gökyüzü Anketi'nde (SDSS) bulunan verilere ve Planck Uzay Gözlemevi'nden alınan bilgilere göre), eğer evren eğri ve çökmüşse, o zaman gözlemlenebilir kısmı "olmayan"dan o kadar ayırt edilemezdir. kavisli" yarıçapı, gözlemlenen parçanın yarıçapının en az 250 katı olmalıdır.

Gerçekte, evrenin kapsamının sonsuz olduğu bile ortaya çıkabilir, çünkü şişmenin ilk aşamalarında nasıl davrandığını bir saniyenin son kesirleri dışında biz bilmiyoruz. Ama Big Bang'den en son anda (10 eksi 30 ile 10 eksi 35 saniye arasındaki aralıkta) evrenin gözlemlenebilir kısmındaki şişme sırasında neler olduğundan bahsedersek, o zaman evrenin boyutunu biliyoruz. burada: 17 santimetre (10'da eksi 35 saniyede) ile 168 metre (10'da eksi 30 saniyede) arasında değişir.

On yedi santimetre nedir? Neredeyse bir futbol topunun çapı kadar. Bu nedenle, evrenin belirtilen boyutlarından hangisinin gerçeğe en yakın olduğunu bilmek istiyorsanız, bu rakama bağlı kalın. Ve boyutun bir santimetreden küçük olduğunu varsayarsak? Bu çok az; ancak, kozmik mikrodalga radyasyonunun getirdiği sınırlamaları hesaba katarsak, evrenin genişlemesinin böyle bir şeyle bitemeyeceği ortaya çıkıyor. yüksek seviye enerjiler ve dolayısıyla "Büyük Patlama"nın en başındaki evrenin yukarıda bahsedilen boyutu (yani boyutun bir santimetreyi geçmeyen boyutu) hariç tutulmuştur. Evrenin boyutu mevcut boyutu aşıyorsa, bu durumda gözlemlenemeyen bir parçasının varlığından bahsetmek mantıklıdır (ki bu muhtemelen doğrudur), ancak bu parçayı ölçmenin bir yolu yoktur.

Peki, başlangıcında evrenin büyüklüğü neydi? En yetkiliye göre Matematiksel modellerşişme aşamasını tarif ederken, evrenin başlangıcındaki büyüklüğünün, bir insan kafası büyüklüğü ile gökdelenlerle inşa edilmiş bir şehir bloğu arasında bir yerde dalgalanacağı ortaya çıkıyor. Ve orada, görüyorsunuz, sadece 13,8 milyar yıl geçecek - ve içinde yaşadığımız evren ortaya çıktı.